Stjerne

En stjerne  er et massivt selvlysende himmellegeme , bestående af gas og plasma , hvor termonukleære reaktioner forekommer, har fundet sted eller vil forekomme . Den nærmeste stjerne på Jorden er Solen , andre stjerner på nattehimlen ligner punkter med forskellig lysstyrke og bevarer deres relative position . Stjerner adskiller sig i struktur og kemisk sammensætning, og parametre som radius , masse og lysstyrke kan variere med størrelsesordener for forskellige stjerner .

Det mest almindelige skema til klassificering af stjerner - efter spektraltyper  - er baseret på deres temperatur og lysstyrke . Derudover skelnes blandt stjernerne variable stjerner , som ændrer deres tilsyneladende lysstyrke af forskellige årsager, med deres eget klassifikationssystem . Stjerner danner ofte gravitationsbundne systemer: binære eller multiple systemer , stjernehobe og galakser . Over tid ændrer stjerner deres egenskaber, da termonuklear fusion finder sted i deres dybder, som følge af hvilken den kemiske sammensætning og masse ændres - dette fænomen kaldes stjernernes udvikling , og afhængigt af stjernens begyndelsesmasse kan det foregå på helt andre måder .

Udsigten til stjernehimlen har tiltrukket mennesker siden oldtiden, myter og legender fra forskellige folk var forbundet med synet af konstellationer eller individuelle lyskilder på den , og det afspejles stadig i kulturen . Siden de første civilisationers tid har astronomer udarbejdet kataloger over stjernehimlen , og i det 21. århundrede findes der mange moderne kataloger, der indeholder forskellige oplysninger om hundreder af millioner af stjerner .

Definition og karakteristika

Der er ingen almindeligt accepteret definition af en stjerne. I de fleste definitioner betragtes massive selvlysende objekter bestående af gas eller plasma [1] for stjerner , hvor der i det mindste på et eller andet evolutionsstadium (se nedenfor ) forekommer termonuklear fusion i deres kerner , hvis kraft er sammenlignelig til deres egen lysstyrke [2] [3] .

Observationskarakteristika

Næsten alle stjerner observeres fra Jorden som punktobjekter, selv når man bruger teleskoper med høj forstørrelse - undtagelsen er kun en lille del af stjernerne, hvis vinkeldimensioner overstiger opløsningen af ​​de største instrumenter, såvel som Solen [4 ] . I alt er der omkring 6.000 stjerner på himlen, der kan ses med det blotte øje under gode forhold, og op til 3.000 stjerner placeret over horisonten kan observeres samtidigt. Stjernernes indbyrdes position (undtagen Solen), i modsætning til Månen og andre objekter i solsystemet , ændrer sig meget langsomt: den største egenbevægelse af en stjerne , som er registreret i Barnards stjerne , er omkring 10 " om året, og for de fleste stjerner overstiger den ikke 0, 05′′ om året [5] . For at kunne bemærke stjernernes bevægelse uden præcise målinger, er det nødvendigt at sammenligne stjernehimlens udseende med et interval på tusinder af år. I denne henseende er stjerner siden oldtiden blevet forenet til stjernebilleder , og i begyndelsen af ​​det 20. århundrede godkendte Den Internationale Astronomiske Union opdelingen af ​​himlen i 88 stjernebilleder og grænserne for hver af dem [6] [7] [8] .

Tilsyneladende størrelse  er et mål for mængden af ​​lys produceret af stjerner. Denne værdi er lineært relateret til belysningens logaritme , og jo større belysningen er, desto mindre er størrelsen. Så for eksempel er Solens tilsyneladende størrelse −26,72 m , og den klareste stjerne på nattehimlen er Sirius med en tilsyneladende størrelsesorden på −1,46 m . Ikke desto mindre er der mange stjerner med en meget større lysstyrke end Sirius, men for jordiske observatører forekommer de svagere på grund af deres store afstand [9] [10] .

Afstande til stjerner måles ved forskellige metoder. Afstandene til de nærmeste stjerner måles ved hjælp af den årlige parallaksemetode . For eksempel er den nærmeste stjerne på Jorden efter Solen Proxima Centauri , dens parallakse er cirka 0,76′′, derfor fjernes den i en afstand af 4,2 lysår . Dens størrelse er dog +11,09 m , og den er ikke synlig med det blotte øje [11] . For at måle afstanden til fjernere stjerner bruges andre metoder, for eksempel den fotometriske metode: hvis man ved hvad stjernens absolutte lysstyrke er, så kan man ved at sammenligne den med belysningen bestemme afstanden til stjernen. Et sæt metoder til at bestemme afstande, herunder til stjerner, danner en skala over afstande i astronomi [12] .

Stjerners emissionsspektre varierer, men oftest er de kontinuerlige spektre med absorptionslinjer . I nogle tilfælde observeres emissionslinjer på baggrund af det kontinuerte spektrum [13] . For at beskrive stjernespektre bruges ofte begrebet en sort krop , der udstråler elektromagnetiske bølger i henhold til Plancks lov , selvom ikke alle stjerner har spektre, der ligner Plancks. Temperaturen på et absolut sort legeme med samme radius og lysstyrke som stjernen kaldes stjernens effektive temperatur, og som regel er det denne temperatur, der menes med stjernens overfladetemperatur. Normalt ligger stjernernes effektive temperaturer i området fra 2-3 til 50 tusinde Kelvin [6] [14] [15] .

Fysiske egenskaber

Parametrene for stjerner varierer over et meget bredt område. Ofte er deres egenskaber udtrykt i soltermer: for eksempel er Solens masse ( M ⊙ ) 1,99⋅10 30 kg, Solens radius ( R ⊙ ) er 6,96⋅10 8 m, og solens lysstyrke ( L) ⊙ ) er 3, 85⋅10 26 W [6] . Nogle gange bruges absolut stjernestørrelse som et mål for lysstyrken : den er lig med den tilsyneladende stjernestørrelse af en stjerne, som den ville have, idet den er i en afstand af 10 parsec fra observatøren [16] .

Normalt varierer stjernernes masser fra 0,075 til 120 M ⊙ , selvom der nogle gange er armaturer med en større masse - en stjerne med den maksimalt kendte masse, R136a1 , er 265 gange mere massiv end Solen , og under dannelsen var dens masse 320 M ⊙ [1] . Det er kun muligt at måle massen af ​​en stjerne med høj nøjagtighed, hvis den tilhører et visuelt-binært system (se nedenfor ), hvortil afstanden er kendt, - så bestemmes massen ud fra loven om universel gravitation [17] . Stjernernes radier er normalt placeret i området fra 10 −2 til 10 3 R ⊙ , men på grund af det faktum, at de er for langt fra Jorden, er deres vinkelstørrelser ikke nemme at bestemme: til dette kan interferometri bruges , for eksempel [4] . Endelig kan stjernernes absolutte lysstyrke variere fra 10 −4 til 10 6 L ⊙ [1] [6] [18] . Supergiganter har de højeste lysstyrker og radier [19] : for eksempel har stjernerne UY Scuti og Stephenson 2-18 nogle af de største kendte radier, som er omkring 2⋅10 3 R ⊙ [20] [21] [22] , og den højeste lysstyrke har R136a1, også den mest massive kendte stjerne [23] .

Den kemiske sammensætning af stjerner varierer også. De består hovedsageligt af brint og helium , og hos unge stjerner udgør brint 72-75 % af massen, og helium - 24-25 %, og andelen af ​​helium stiger med alderen [6] .

Alle stjerner har et magnetfelt . For eksempel, nær Solen, er den ustabil, har en kompleks struktur, og dens intensitet i pletter kan nå 4000 oersteds . Magnetiske stjerner har felter op til 3,4⋅10 4 oersted og Zeeman-effekten forårsaget af dem [24] .

Strukturen af ​​stjerner

Det er kendt fra observationer, at stjerner som regel er stationære, det vil sige, at de er i hydrostatisk og termodynamisk ligevægt . Dette gælder også for variable stjerner (se nedenfor ), da deres variabilitet oftest er udsving i parametre i forhold til ligevægtspunktet. For at overføre stråling skal loven om energibevarelse være opfyldt , da energi genereres i den centrale del af stjernen og overføres til dens overflade [1] [25] [26] .

I de fleste stjerner adlyder stof den ideelle gasligning for tilstand , og værdierne af sådanne parametre som temperatur, tæthed og stoftryk stiger, når du nærmer dig stjernens centrum: for eksempel i midten af ​​Solen, temperaturen når 15,5 millioner kelvin, og massefylden er 156 g/cm 3 , og trykket er 2⋅10 16 Pa [1] [27] .

Intern struktur

I stjernens indre områder frigives energi og overføres til overfladen. Energi i stjerner, med undtagelse af protostjerner og brune dværge , produceres ved termonuklear fusion (se nedenfor ), som forekommer enten i stjernens kerne , hvor temperatur og tryk er maksimalt, eller i en lagkilde omkring en inert kerne . En sådan situation opstår for eksempel i subgiganter , hvis kerner består af helium, og betingelserne for dets forbrænding er endnu ikke nået. Ved Solen er kernens grænse placeret i en afstand af 0,3 R ⊙ fra dens centrum [28] .

Der er to hovedmekanismer for energioverførsel i stjerner: strålingsoverførsel, som opstår, når stoffet er gennemsigtigt nok til, at fotoner hurtigt kan overføre energi , og konvektion , som opstår, når stoffet er for uigennemsigtigt til strålingsoverførsel, hvilket forårsager en tilstrækkelig høj temperatur gradient, og stoffet begynder at blande sig. De områder af en stjerne, hvori energi overføres på den ene eller anden måde, kaldes henholdsvis den strålingsoverførselszone og den konvektive zone [29] .

I forskellige stjerner er den strålingsoverførselszone og den konvektive zone placeret forskelligt. For eksempel er kernen i hovedsekvensstjerner med en masse større end 1,5 M ⊙ omgivet af en konvektiv zone, mens den strålingstransportzone er placeret udenfor. I masseområdet fra 1,15 til 1,5 M ⊙ har stjerner to konvektionszoner i midten og på grænsen, som er adskilt af en strålingstransportzone. I stjerner med en lavere masse er der en konvektiv zone udenfor, og en strålingsoverførselszone indeni - Solen hører også til sådanne stjerner, grænsen for disse områder er placeret i en afstand af 0,7 R ⊙ fra dens centrum [30] . De mest lavmassestjerner er fuldt konvektive [31] [32] .

Atmosfærer af stjerner

Stjerneatmosfæren  er det område, hvor direkte observeret stråling dannes [33] .

  • Fotosfæren  er den laveste, uigennemsigtige del af atmosfæren. Et kontinuerligt spektrum af stråling dannes i det, og når det observeres i det optiske område, ligner det selv overfladen af ​​en stjerne. Det er også forbundet med fænomenet mørkere mod kanten , på grund af hvilket stjernens kanter viser sig at være svagere end de centrale områder: for eksempel i Solen i det synlige område er kanterne 40 % svagere end center [34] . Temperaturen i solfotosfæren er 6500 K , og tætheden er 5⋅10 −4 kg/m 3 [33] [35] .
  • Det omvendte lag er placeret over fotosfæren og har i sammenligning med det en lavere temperatur og tæthed. Det danner absorptionslinjer i spektret. Ved Solen er temperaturen af ​​dette lag omkring 4500 K, og massefylden er 10 −7 kg/m 3 [33] .
  • Kromosfæren  er et lag af stjerneatmosfæren med en højere temperatur end fotosfæren, hvilket skaber emissionslinjer i spektret. Temperaturen på Solens kromosfære er 10.000 K, men dens lysstyrke er 100 gange mindre end fotosfærens. Dette lag er fraværende i varme stjerner [33] [36] .
  • Koronaen  er det ydre lag af stjerneatmosfæren med en meget høj temperatur, men meget lav tæthed og lysstyrke. I denne region forekommer stråling overvejende i røntgenområdet , og styrken i dette lag overstiger ikke 10 −3 af stjernens samlede lysstyrke; for Solen er det 10 −6 L ⊙ . På grund af den lave lysstyrke i det optiske område er koronaen kun blevet observeret nær Solen og kun under totale solformørkelser . Solkoronaens temperatur er 1,5 millioner Kelvin, men i nogle stjerner kan den nå op på 10 millioner K [33] [37] .

Mange stjerner har en stjernevind  - en stationær udstrømning af stof fra atmosfæren til rummet. Den kraftigste stjernevind observeres i massive stjerner; i lavmassestjerner bortfører den en lille del af massen, men over tid bremser den deres rotation omkring aksen betydeligt. Tilstedeværelsen af ​​en stjernevind betyder, at stjernens atmosfære er ustabil [38] .

Klassifikation

Det første vellykkede forsøg på at klassificere stjerner blev lavet i 1863 af den italienske astronom og præst Angelo Secchi . Han bemærkede en stærk sammenhæng mellem stjernernes synlige farver og absorptionslinjerne i deres spektre, og ud fra dette inddelte han stjernerne i fire spektralklasser , hvortil en femte senere blev tilføjet. Senere, da de kompilerede Henry Drapers katalog , identificerede astronomer ved Harvard Observatory et stort antal spektre, navngivet med latinske bogstaver i rækkefølge efter svækkelse af brintlinjerne i dem . Dette system, med modifikationer, dannede grundlaget for det system til klassificering af stjerner, der bruges til i dag [39] [40] [41] .

Det ville være naturligt at klassificere stjerner efter typen af ​​termonukleære reaktioner, der foregår i dem , og deres position, som igen afhænger af deres udviklingstrin (se nedenfor ). Men uden tilstedeværelsen af ​​en passende teori er det umuligt at afgøre, hvilke reaktioner der finder sted i en stjerne, hvis kun dens ydre karakteristika er kendt, for eksempel farve og lysstyrke, derfor er det den spektrale klassificering, der er blevet almindeligt accepteret [42 ] .

Yerke klassifikationssystem

Systemet til klassificering af stjerner, der stadig er i brug i dag, blev udviklet ved begyndelsen af ​​det 19. og 20. århundrede ved Harvard Observatory og blev kaldt Harvard-systemet. En stjernes tilhørsforhold til en eller anden spektralklasse bestemmes af typen af ​​dens spektrum: positionen af ​​emissionsmaksimum og intensiteten af ​​visse absorptionslinjer [41] .

Da "spektralklasse - lysstyrke"-diagrammet, kendt som Hertzsprung - Russell-diagrammet , blev bygget, viste det sig, at stjernerne er placeret inhomogent på det og er grupperet i flere områder, som hver blev tildelt en lysstyrkeklasse. Systemet, der bruger spektraltypen og lysstyrkeklassen, blev kendt som Yerk -systemet eller Morgan  - Keenan -systemet efter navnene på de astronomer, der udviklede det [43] .

Spektralklasser

De vigtigste spektralklasser af stjerner i rækkefølge efter faldende temperatur er O, B, A, F, G, K, M. Til at begynde med blev klasserne navngivet alfabetisk efter svækkelsen af ​​brintlinjer i dem, men derefter blev nogle klasser kombineret, og deres sammenhæng med temperaturen, derfor begyndte sekvensen i faldende temperaturrækkefølge at se sådan ud [41] . Hver af klasserne er opdelt i 10 underklasser fra 0 til 9 i rækkefølge efter faldende temperatur, bortset fra O: den blev oprindeligt opdelt i underklasser fra O5 til O9, men derefter blev underklasser indført op til O2 [44] . Nogle gange bruges halvheltalsunderklasser, såsom B0.5. Højere temperaturklasser og underklasser kaldes tidlig, lav temperatur - sen [45] [46] . Stjernerne er ekstremt ujævnt fordelt blandt klasserne: omkring 73 % af Mælkevejens stjerner tilhører M -klassen, omkring 15 % mere til K-klassen, mens 0,00002 % af O-klassens stjerner [47] .

Ud over de vigtigste spektralklasser er der yderligere. Klasserne C (nogle gange opdelt i R og N) og S er henholdsvis lavtemperatur- kulstof- og zirconiumstjerner [46] [16] . Klasserne L, T, Y er klasserne af brune dværge i faldende temperatur, der kommer efter klasse M [40] .

Karakteristika for spektrene af stjerner i hver klasse [16] [40] [46]
Klasse Temperatur ( K ) [48] [49] [50] Farve Spektrum funktioner
O > 30.000 Blå Der er linjer af multiple ioniserede atomer, for eksempel He II [51] , C III , N III , O III , Si V. Der er He I-linjer, HI- linjer er svage.
B 10.000—30.000 hvid-blå Intensiteten af ​​He I-linjerne er maksimal, Ca II - linjerne vises , og O II-, Si II- og Mg II -linjerne er synlige . He II-linjerne er fraværende.
EN 7400—10.000 hvid Intensiteten af ​​HI-linjerne er maksimal, Ca II-linjerne intensiveres, og linjerne af neutrale metaller vises. He I-linjerne forsvinder.
F 6000-7400 gul hvid Linjerne af Ca II og andre metaller, for eksempel Fe I , Fe II, Cr II , Ti II , øges, HI-linierne svækkes.
G 5000-6000 Gul Den maksimale intensitet af Ca II-linjerne, HI-linjerne svækkes.
K 3800-5000 orange Metallinjer observeres hovedsageligt, især Ca I. TiO- absorptionsbånd vises , HI-linjer er ubetydelige.
M 2500-3800 Rød Der er mange linjer af metaller og molekylære forbindelser, især TiO.
C 2500-3800 Rød Spektrene ligner dem for K- og M-stjerner, men i stedet for TiO-bånd observeres stærke absorptionsbånd af kulstofforbindelser .
S 2500-3800 Rød Spektrene ligner dem for klasse M-stjerner, men i stedet for TiO-båndene er der ZrO-bånd og andre molekylære absorptionsbånd.
L 1300-2500 Mørkerød Alkalimetallinjerne er udtalte , især Na I og KI , TiO-båndene forsvinder.
T 600-1300 Mørkerød CH4- og H2O - bånd er til stede .
Y < 600 Mørkerød NH 3 linjer vises .

Nogle gange bruges klasserne W også for Wolf-Rayet stjerner , P for planetariske tåger og Q for nye stjerner [52] .

Lysstyrkeklasser

Stjerner af samme spektraltype har lignende spektre og temperaturer, men kan have forskellige størrelser og som følge heraf lysstyrker. Derfor introduceres lysstyrkeklasser for fuldstændighed af klassificeringen, som hver optager sit eget område af Hertzsprung-Russell-diagrammet. Lysstyrkeklasser, fra lyseste til svagere [40] [53] :

Langt de fleste stjerner, 90 %, tilhører hovedsekvensen [54] . Solen er henholdsvis en gul hovedsekvensstjerne (eller blot en gul dværg ), dens spektraltype er G2V [40] .

Spektrene for stjerner af samme spektraltype, men forskellige lysstyrkeklasser, er også forskellige. For eksempel, i lysere stjerner af spektralklasse B–F, er brintlinjerne smallere og dybere end i stjerner med lavere lysstyrke. Derudover er linjerne af ioniserede grundstoffer stærkere i kæmpestjerner, og disse stjerner er i sig selv rødere end hovedsekvensstjerner af de samme spektraltyper [55] .

Yderligere notationer

Hvis spektret af en stjerne har nogle træk, der adskiller det fra andre spektre, tilføjes et ekstra bogstav til spektralklassen. For eksempel betyder bogstavet e, at der er emissionslinjer i spektret ; m betyder, at metallinjer er stærke i spektret. Bogstaverne n og s betyder, at absorptionslinjerne er henholdsvis brede eller smalle. Notationen neb bruges, hvis formen af ​​spektret indikerer tilstedeværelsen af ​​en tåge omkring stjernen, p for ejendommelige spektre [56] [57] .

Variable stjerner

Variabler er de stjerner, hvis lysstyrke ændrer sig nok til, at den kan detekteres med den aktuelle teknologi. Hvis variabiliteten er forårsaget af fysiske ændringer i stjernen, så kaldes den fysisk, og hvis belysningen skabt af stjernen kun ændres på grund af dens rotation eller dækning af andre objekter, kaldes den geometrisk. Fysisk og geometrisk variabilitet kan kombineres. Stjernens størrelse kan i dette tilfælde ændre sig både periodisk og ukorrekt [58] [59] [60] . Samtidig er variabilitet ikke en konstant karakteristik af en stjerne, men opstår og forsvinder på forskellige stadier af dens udvikling (se nedenfor ) og kan antage en anden karakter for den samme stjerne [61] .

I øjeblikket kendes hundredtusindvis af variable stjerner, også i andre galakser. Nogle typer variable stjerner, såsom cepheider eller supernovaer , bruges i astronomi som standardlys og tillader måling af afstande i rummet [58] [62] .

Klassificeringen af ​​variable stjerner er kompleks og tager højde for formen af ​​stjernens lyskurve , amplituden og frekvensen af ​​dens ændringer og de fysiske processer, der forårsager variabilitet. I General Catalogue of Variable Stars , designet til at klassificere og katalogisere variabler, skelnes der i hundredvis af klasser af variable stjerner, men nogle stjerner hører stadig ikke til nogen af ​​dem [58] [63] . Der er et særligt navngivningssystem for variable stjerner (se nedenfor ), og selve klasserne af variable er som regel opkaldt efter den stjerne, der blev prototypen for denne klasse - for eksempel prototypen af ​​variabler af RR Lyra typen er stjernen RR Lyra [60] [64] .

Der kan skelnes mellem følgende hovedtyper af variable stjerner [60] :

Stjernesystemer

Dobbelte og flere stjerner

En dobbeltstjerne  er et system af to stjerner, der kredser om et fælles massecenter. Hvis et gravitationsbundet system omfatter flere stjerner, kaldes et sådant system for en multipel stjerne , og flere stjerner har som regel en hierarkisk struktur: for eksempel kan tredobbelte systemer bestå af en dobbeltstjerne og en enkelt stjerne ret fjernt fra det. Mere end halvdelen af ​​alle stjerner tilhører binære og multiple systemer, og omdrejningsperioderne i dem kan variere fra flere minutter til flere millioner år. Binære stjerner tjener som den mest pålidelige kilde til information om stjerners masser og nogle andre parametre for stjerner [70] [71] .

Binære stjerner klassificeres normalt baseret på den metode, hvorved deres binære blev opdaget [70] [71] [72] :

  • visuelle binære stjerner  - par stjerner, hvis komponenter kan skelnes direkte under observationer;
  • spektrale binære stjerner  - par af stjerner, hvis dualitet detekteres under spektrumundersøgelser: deres orbitale bevægelse forårsager Doppler-effekten , som ændrer positionen af ​​spektrallinjerne af en eller begge komponenter;
  • formørkende binære stjerner  er par af stjerner, hvis komponenter periodisk overstråler hinanden delvist eller fuldstændigt, på grund af hvilke den tilsyneladende størrelsesændring og variabilitet observeres . Nogle gange bruges et bredere begreb om "fotometriske binærer", som også omfatter tilfælde, hvor der ikke forekommer okkultationer , men en eller begge stjerner, under påvirkning af hinandens tidevandskræfter , strækkes og roteres i forskellige retninger, som et resultat af hvilken variabilitet er også observeret;
  • astrometriske binære stjerner - par af stjerner, hvor kun et, lysere objekt observeres, mens dets bane ikke er retlinet, hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​en svag massiv ledsager, for eksempel en hvid dværg .

Der skelnes også mellem tætte binære systemer  - par af stjerner, hvor afstanden er sammenlignelig med deres størrelse. I sådanne systemer kan forskellige fænomener forårsaget af stjernernes interaktion observeres, for eksempel stofstrømmen fra en stjerne til en anden, hvis en eller begge stjerner fylder deres Roche-lap [70] [72] [73] .

Nogle gange er der par stjerner, der er tæt placeret i projektionen på himmelkuglen , men placeret i stor afstand fra hinanden og ikke forbundet med tyngdekraften. Sådanne par kaldes optiske binære filer [72] .

Stjernehobe

En stjernehob  er en gruppe stjerner tæt placeret i rummet og beslægtet med deres oprindelse fra den samme molekylære sky . Det er almindeligt accepteret, at stjernehobe er opdelt i to typer - kugleformede og åbne [74] , men nogle gange anses stjernehobe også for at være stjernehobe . Stjernehobe er værdifulde for astronomi, fordi stjernerne i dem er placeret i samme afstand fra Jorden og dannet næsten samtidigt med næsten samme kemiske sammensætning. De adskiller sig således kun i den indledende masse, hvilket letter formuleringen af ​​teorien om stjernernes udvikling [75] .

Kuglehobe er tætte og massive hobe, der har en sfærisk form og en øget koncentration af stjerner i midten af ​​hoben. De indeholder fra 10 tusind til flere millioner stjerner, i gennemsnit - omkring 200 tusind, og deres diametre er 100-300 lysår . Sådanne hobe har en alder på omkring 10-15 milliarder år, derfor tilhører de population II og danner et sfærisk delsystem af galaksen (se nedenfor ). Stjerner i kuglehobe er fattige på metaller , da de er dannet for længe siden, og har små masser, da massive stjerner allerede har fuldført deres udvikling (se nedenfor ) [76] [75] [77] .

Åbne stjernehobe er mindre tætte end kuglehobe og indeholder færre stjerner - fra flere tiere til flere tusinde, i gennemsnit 200-300, er diametrene af sådanne hobe op til 50 lysår. I modsætning til kuglehobe er åbne hobe ikke så stærkt bundet af tyngdekraften og har en tendens til at gå i opløsning inden for en milliard år efter dannelsen. Sådanne hobe tilhører population I og er koncentreret til den galaktiske skive , og i selve hobene er der mange massive og klare stjerner [78] [75] [77] .

Stjerneassociationer er endnu mere sjældne grupper af stjerner med en samlet masse på mindre end 1000 M ⊙ og en diameter på op til 700 lysår [79] . De er meget svagt bundet af tyngdekraften, så de henfalder inden for 10 millioner år efter dannelsen. Det betyder, at de er sammensat af meget unge stjerner [80] [75] [81] .

Galakser

Galakser er systemer af stjerner og interstellart stof , hvoraf den største kan indeholde hundreder af milliarder af stjerner og har radier på op til 30 kiloparsec . Stjerner er ujævnt fordelt i galakser: Unge, metalrige population I-stjerner udgør en flad komponent af galaksen, der observeres som en galaktisk skive, mens gamle og metalfattige population II-stjerner danner en sfærisk komponent, som er stærkt koncentreret mod galaksens centrum [82] [83] [84] .

Fire hovedtyper af galakser identificeret af Edwin Hubble i 1925 [85] [86] :

  • elliptiske galakser  - galakser uden en udtalt indre struktur, der har form som en kugle eller ellipsoide. De indeholder stort set ingen gas og støv og består hovedsageligt af gamle stjerner. Der er ingen flad komponent i dem;
  • linseformede galakser ligner udadtil elliptiske, men selvom den sfæriske komponent er den vigtigste i dem, har de også en stjerneskive;
  • spiralgalakser har både sfæriske og flade komponenter, hvor sidstnævnte er mere udtalt end i linseformede, og en spiralstruktur findes i spiralgalaksernes skiver;
  • uregelmæssige galakser  er asymmetrisk formede galakser, der indeholder en masse gas og støv. Den sfæriske komponent i sådanne galakser er praktisk talt fraværende, de fleste af stjernerne er unge og danner et fladt delsystem.

Stjernernes udvikling

Stjernernes fysiske og observerbare parametre er ikke konstante, for på grund af de termonukleære reaktioner, der foregår i dem , ændres stjernens sammensætning, massen falder, og der udsendes energi. Ændringen i en stjernes karakteristika over tid kaldes en stjernes udvikling , denne proces foregår forskelligt for stjerner med forskellig begyndelsesmasse [87] . Ofte taler man i sådanne tilfælde om "en stjernes liv", som begynder når kernereaktioner bliver stjernens eneste energikilde og slutter når reaktionerne ophører [88] [89] [90] . En stjernes levetid, afhængigt af den oprindelige masse, varierer fra flere millioner til titusinder af billioner af år [91] [92] . I løbet af deres levetid kan variabilitet opstå og forsvinde i stjerner [61] , og en stjernes udvikling kan påvirkes af dens tilhørsforhold til et tæt binært system [93] .

Stellar nukleosyntese

På forskellige stadier af stjernernes udvikling finder forskellige termonukleære reaktioner sted i dem . Den vigtigste, energimæssigt effektive og langtidsholdbare af dem - proton-proton-cyklussen og CNO-cyklussen , hvor en heliumkerne er dannet af fire protoner - forekommer i kernerne af hovedsekvensstjerner [94] [95] .

I tilstrækkeligt massive stjerner syntetiseres tungere grundstoffer på senere stadier af evolutionen: først kulstof i den tredobbelte heliumproces , og i de tungeste stjerner tungere grundstoffer op til jern  - yderligere nukleosyntese forekommer ikke, da det er energetisk ugunstigt [96 ] [95] . Grundstoffer, der er tungere end jern, kan dog produceres i det, der er kendt som eksplosiv nukleosyntese , som opstår, når en stjerne mister sin hydrostatiske ligevægt, såsom ved supernovaeksplosioner [97] .

Den indledende fase af stjernernes udvikling

Stjerner er dannet af kolde, forkælede skyer af interstellar gas , som begynder at skrumpe på grund af den resulterende gravitationelle ustabilitet . I starten kan kun skyer med stor masse begynde at kollapse, men i processen opdeles de i mindre kompressionsområder, som hver især allerede bliver en separat stjerne. Af denne grund dannes stjerner altid i grupper: som en del af stjerneassociationer eller stjernehobe [98] . Efter at en hydrostatisk ligevægtskerne er dannet i en sky, begynder den at blive betragtet som en protostjerne . Protostjernen skinner på grund af kompression, først i det fjerne infrarøde, derefter varmes op og bliver synlig i det optiske område. Dette stadie kan vare fra 10 5 år for de største stjerner til 10 9 år for de mindst massive [99] [100] [101] . På dette tidspunkt dannes der også protoplanetariske skiver omkring stjernen, som efterfølgende kan udvikle sig til planetsystemer [102] . Derefter opvarmes stjernens indre, hvis dens masse er mere end 0,075 M ⊙ , nok, og heliumsyntese fra brint begynder i den: på dette tidspunkt bliver stjernen en fuldgyldig hovedsekvensstjerne. Hvis massen er mindre end 0,075 M ⊙ , så bliver protostjernen en brun dværg , hvor termonuklear fusion kan finde sted i nogen tid, men hovedparten af ​​energien frigives på grund af kompression [1] [3] .

Hovedsekvens

Efter syntesen af ​​helium fra brint begynder i en stjerne, bliver den en hovedsekvensstjerne og tilbringer det meste af sit liv i denne tilstand - 90 % af stjernerne, inklusive Solen, tilhører hovedsekvensen [54] .

Karakteristikaene for hovedsekvensstjerner afhænger primært af masse og i meget mindre grad af alder og den oprindelige kemiske sammensætning: Jo større masse en stjerne er, jo større er dens temperatur, radius og lysstyrke, og jo kortere levetid på hovedstjernen. rækkefølge. Så for eksempel vil en stjerne med en masse på 0,1 M ⊙ have en lysstyrke på 0,0002 L ⊙ , en temperatur på 3000 K og en spektraltype M6, og en stjerne med en masse på 18 M ⊙ vil have  en lysstyrke på 30.000 L ⊙ , en temperatur på 33.000 K og spektral type O9,5 [92] . De tungeste stjerner har en levetid i hovedsekvensen på omkring et par millioner år, mens stjernerne med den laveste masse har en levetid på omkring 10 billioner år, hvilket overstiger universets alder [54] [103] . Population II - stjerner med en lav overflod af tunge grundstoffer, som også syntetiserer helium i kernen, er flere gange svagere end hovedsekvensstjerner af samme spektraltype og kaldes subdværge [104] .

Hovedsekvensfasen slutter, når der er for lidt brint tilbage i stjernens kerne, og dens forbrænding ikke kan fortsætte i samme tilstand. Forskellige stjerner opfører sig derefter forskelligt [105] .

Evolution af stjerner efter hovedsekvensen

I de fleste stjerner ophobes helium i kernen, og der er mindre og mindre brint tilbage. Som et resultat begynder brint at brænde i en lagkilde omkring kernen, og selve stjernen passerer først til subgigantstadiet og derefter til den røde kæmpegren , afkøles, men multiplicerer dens størrelse og lysstyrke [105] .

Undtagelsen er stjerner med en masse mindre end 0,2 M ⊙ : de er fuldstændig konvektive, og helium i dem er fordelt i hele volumen. Ifølge teoretiske modeller opvarmes de og krymper og bliver til blå dværge og derefter til heliumhvide dværge (se nedenfor ) [103] [106] .

I stjerner med større masse begynder heliumforbrænding på et bestemt tidspunkt . Hvis stjernens masse er mindre end 2,3 M⊙ , lyser den eksplosivt - der opstår et heliumglimt , og stjernen er på den vandrette gren . Med en større masse antændes helium gradvist, og stjernen går gennem en blå sløjfe . Når kulstof og ilt ophobes i kernen, og der er lidt helium tilbage, begynder kernen at skrumpe, og stjernen går over til den asymptotiske kæmpegren  – processerne her ligner dem, der sker i stjerner på den røde kæmpegren. For stjerner med en masse mindre end 8 M ⊙ , er dette stadie det sidste: de smider deres skaller og bliver hvide dværge sammensat af kulstof og ilt [107] [108] .

I mere massive stjerner begynder kernen at skrumpe, og stjernen bliver en supergigant . I den begynder termonukleare reaktioner, der involverer kulstof - for stjerner med en masse på 8-10 M ⊙ som følge af en kulstofdetonation og gradvist for mere massive stjerner. Snart kan reaktioner med tungere grundstoffer, op til jern, begynde, og der dannes mange lag bestående af forskellige grundstoffer i stjernen. Derefter kan stjernen enten kaste skallen af ​​sig, blive en hvid dværg, bestående af oxygen, neon eller magnesium , eller eksplodere som en supernova, og så vil en neutronstjerne eller et sort hul forblive fra den [107] [108] .

Sidste stadier af stjernernes udvikling

Der er tre typer objekter, som en stjerne kan blive til i slutningen af ​​sin levetid [109] .

Hvide dværge  er genstande af degenereret stof med en masse i størrelsesordenen af ​​solen, men 100 gange mindre radier. Stjerner med en begyndelsesmasse på mindre end 8-10 M ⊙ bliver til hvide dværge og taber skallen, der observeres som en planetarisk tåge . Hvide dværge genererer ikke energi, men de udstråler kun på grund af den høje temperatur inde i dem: de varmeste af dem har temperaturer på omkring 70.000 K , men køler gradvist ned og bliver til sorte dværge [107] [109] .

Neutronstjerner dannes, hvis massen af ​​en stjernes degenererede kerne overstiger Chandrasekhar - grænsen  - 1,46 M⊙ . I dette tilfælde sker sammenbruddet af kernen med neutronisering af stof, hvor der opstår en supernovaeksplosion . Med en neutronstjernemasse lig med 2 M ⊙ vil dens radius være omkring 10 km [107] [109] [110] .

Et sort hul dannes, hvis massen af ​​kernen overstiger Oppenheimer-Volkov-grænsen , svarende til 2-2,5 M ⊙ . Den resulterende neutronstjerne viser sig at være ustabil, og kollapset vil fortsætte: yderligere stabile konfigurationer er ukendte. På et tidspunkt bliver kernens radius mindre end Schwarzschilds radius , hvor den anden kosmiske hastighed bliver lig med lysets hastighed , og et sort hul med stjernemasse fremkommer [107] [109] .

Stjernekataloger og nomenklatur

Lister over stjerner, der indeholder information om dem, såsom himmelkoordinater , egenbevægelser , størrelser eller spektraltyper , er kendt som stjernekataloger. Nogle kataloger indeholder oplysninger om stjerner af en bestemt type: for eksempel kun om binære eller variable . Strasbourg Centre for Astronomical Data er ansvarlig for lagring, systematisering og formidling af data om stjernekataloger . Blandt moderne stjernekataloger kan følgende skelnes [111] [112] [113] :

  • Hipparcos-kataloget er udarbejdet på grundlag af resultaterne af arbejdet med rumteleskopet af samme navn i 1989-1993 i det optiske område . Den indeholder oplysninger om 118.218 stjerner såsom årlige parallakser til 0,001″, egenbevægelser til 0,001″/år og størrelser, og den giver også standard ICRS- koordinatsystemet ;
  • Tycho-2-kataloget blev også udarbejdet fra Hipparcos' arbejde. Den har mindre nøjagtighed, men indeholder oplysninger om mere end 2 millioner stjerner;
  • 2MASS (The Two Micron All Sky Survey) er et katalog, der indeholder koordinaterne og størrelserne i det nære infrarøde område for 0,5 milliarder stjerner, udarbejdet af California Institute of Technology .
  • Gaia - kataloget  er baseret på værket af rumteleskopet af samme navn. Kataloget indeholder især koordinaterne og størrelserne for mere end 1,8 milliarder stjerner, samt parallaksen og egenbevægelsen for mere end 1,4 milliarder. Teleskopet fortsætter med at arbejde, så tilføjelse og forfining af kataloget [114] [115] forventes .

Nomenklatur

Fra gammel tid fik stjernerne deres egne navne (se nedenfor ), men med udviklingen af ​​astronomi opstod et behov for en streng nomenklatur. Indtil 2016 var der ingen officielle egennavne for stjerner, men for 2020 er 336 egennavne blevet godkendt af Den Internationale Astronomiske Union [116] [117] .

Bayer-notation , introduceret i 1603 af Johann Bayer , var den første, der blev brugt, med nogle modifikationer, den dag i dag. I hans katalog er de klareste stjerner i hvert stjernebillede opkaldt efter et græsk bogstav og navnet på stjernebilledet. Normalt, selvom ikke i alle tilfælde, modtog den klareste stjerne i stjernebilledet bogstavet α, den anden - β og så videre. Hvis der var flere stjerner i stjernebilledet end bogstaver i det græske alfabet , bruges bogstaverne i det latinske alfabet: først små bogstaver fra a til z, derefter store bogstaver fra A til Z. For eksempel den klareste stjerne i stjernebilledet Leo  - Regulus  - har betegnelsen α Leo [116] .

Et andet meget brugt system, Flamsteeds  betegnelser, dukkede op i 1783 og er baseret på John Flamsteeds katalog udgivet i 1725, efter hans død. I den er hver stjerne i stjernebilledet tildelt et nummer i rækkefølgen af ​​stigende højre ascension . Et eksempel på et sådant navn er 61 Cygnus [116] .

Under alle omstændigheder er stjernerne også betegnet med navnet på det katalog, hvori de er markeret, og nummeret i det. For eksempel er Betelgeuse i forskellige kataloger betegnet HR 2061, BD +7 1055, HD 39801, SAO 113271 og PPM 149643 [116] .

For binære eller multiple stjerner , variabler , såvel som nye eller supernovaer , bruges en anden notation [116] :

  • komponenter af dobbelte og flere stjerner, hvis de ikke har separate betegnelser, får store latinske bogstaver i slutningen af ​​navnet. For eksempel er en hvid dværg i Sirius -systemet betegnet Sirius B, α Canis Major B, HD 48915 B;
  • variable stjerner har en mere kompleks notation , der har udviklet sig historisk. Hvis de ikke har en Bayer-betegnelse, er de navngivet i form af et stort latinsk bogstav og den konstellation, hvori de er placeret, i rækkefølgen af ​​opdagelse, begyndende med R (i nogle tilfælde med Q). Bogstavet Z efterfølges af betegnelser på to bogstaver: startende fra RR til RZ, derefter fra SS til SZ, og så videre, op til ZZ. Dernæst kommer betegnelserne fra AA til AZ, fra BB til BZ og så videre til QQ til QZ, og bogstavet J bruges ikke. Denne metode giver dig mulighed for at udpege 334 stjerner i hver konstellation, hvorefter de betegnes V335, V336 og så videre. Sådanne navne inkluderer R Andromedae , RR Lyra og V1500 Cygnus;
  • novaer og supernovaer, selvom de er variable, har en anden notation. Nye stjerner navngives efter det stjernebillede, de blev set i, og efter årstal, for eksempel den nye Cygnus fra 1975 , og samtidig navnet efter systemet af variable stjerner (den samme nye har betegnelsen V1500 Cygnus). Supernovaer er udpeget med året for deres opdagelse og efter den rækkefølge, de blev opdaget i: de første 26 er angivet med store latinske bogstaver fra A til Z, derefter små bogstaver fra aa til az, fra ba til bz, og så videre. Et eksempel på en sådan notation er SN1997bs [118] .

Studiehistorie

Ideen om stjernerne i antikken

Siden oldtiden har folk været opmærksomme på himlen og bemærket forskellige grupper af stjerner på den. Den ældste klippekunst i Pleiadernes åbne stjernehob , opdaget i Lascaux-hulen , går tilbage til det 18.-15. årtusinde f.Kr. [119] . Nogle af stjernebillederne beskrevet i de sumeriske stjernekataloger har overlevet til denne dag , og af de 48 stjernebilleder beskrevet af Ptolemæus i det 2. århundrede e.Kr. e. 47 er inkluderet i listen over 88 konstellationer godkendt af International Astronomical Union [120] [121] . Nogle klare stjerner fik deres egne navne, som også var forskellige i forskellige kulturer - de arabiske navne var de mest almindelige [117] .

Stjernehimlen blev også brugt til anvendte formål. I det gamle Ægypten blev årets begyndelse betragtet som dagen for den første spiralformede opstandelse af Sirius [122] . Sømænd fra den minoiske civilisation , som eksisterede fra det tredje årtusinde f.Kr. e. vidste, hvordan man bruger stjernerne til navigation [123] .

Studiet af stjerners synlige parametre

Astronomi modtog en betydelig udvikling i det antikke Grækenland . Datidens mest berømte stjernekatalog blev udarbejdet af Hipparchus i det 2. århundrede f.Kr. e.: den indeholdt 850 stjerner, opdelt i 6 klasser efter lysstyrke - senere blev denne opdeling til et moderne system af stjernestørrelser [124] . Hipparchus var også den første til pålideligt at opdage en variabel stjerne , nemlig en nova omkring 134 f.Kr. e [125] . Derefter opdagede astronomer regelmæssigt nye stjerner og supernovastjerner: i Kina i løbet af X-XVII århundreder e.Kr. e. 12 novaer og supernovaer er blevet opdaget . Blandt dem var supernovaen fra 1054, som fødte Krabbetågen [122] . Variable stjerner af andre typer begyndte dog at blive opdaget meget senere: den første af dem var Mira , hvis variation blev opdaget i 1609 af David Fabricius [62] .

Samtidig vidste man lidt om selve stjernerne: især blev de anset for at være placeret på en meget fjern kugle af fiksstjerner selv efter den kopernikanske revolution  - dette blev lettet af en stor afstand til stjernerne, pga. det var umuligt at bemærke nogen af ​​deres relative bevægelser [126] , og formodninger om, at fjerne stjerner faktisk ligner Solen , dukkede kun op og blev oftere begrundet filosofisk. For første gang forsøgte Christian Huygens at estimere afstanden til stjernerne i 1695 : han fik afstanden til Sirius lig med 0,5 lysår , mens han estimerede afstanden fotometrisk. I 1718 opdagede Edmund Halley Aldebarans , Sirius og Arcturus ' rigtige bevægelser . Samtidig forsøgte astronomer at opdage stjerneparallakser , men de manglede nøjagtigheden af ​​deres målinger. Ikke desto mindre førte disse forsøg til andre opdagelser: Især i 1802-1803 var William Herschel i stand til at bevise, at mange dobbeltstjerner er fysiske par og ikke optiske dobbeltstjerner. For første gang var stjerneparallaksen i 1818-1821 i stand til at måle for to stjerner Vasily Yakovlevich Struve , og for en af ​​dem - Altair  - viste værdien sig at være meget tæt på den moderne værdi, selvom Struve ikke selv var sikker på nøjagtigheden af ​​resultatet. I 1837 målte han også Vegas parallakse , og resultaterne fra andre astronomer fulgte snart [122] .

Studiet af stjerners fysiske natur

Langt fra sandheden var ideer om stjernernes natur - det første skridt hen imod undersøgelsen var opfindelsen af ​​spaltespektrografen og udviklingen af ​​spektralanalyse . Fraunhofer-linjer blev opdaget i 1815, selvom Isaac Newton studerede Solens spektrum så tidligt som i 1666. Allerede i 1860'erne blev sammensætningen af ​​forskellige stjerners atmosfærer, herunder Solen, bestemt, og samtidig foreslog Gustav Kirchhoff eksistensen af ​​stjernefotosfærer , hvor der skulle dannes et kontinuerligt spektrum [39] . Et andet spørgsmål, der optog videnskabsmænd, var kilden til stjerneenergi: ved begyndelsen af ​​det 19. og 20. århundrede var ideen populær om, at stjerner skinner, fordi de frigiver energi under gravitationssammentrækning. Problemet med denne hypotese var, at en sådan mekanisme ifølge beregninger skulle have været nok for Solen i 10 7 år, mens Jorden ifølge geologisk information har eksisteret i mindst 10 9 år. Efter opdagelsen af ​​radioaktivitet forsøgte James Jeans at forklare stjernernes lys for hende, men denne idé kunne heller ikke forklare et så langt liv for Solen; han ejede også hypotesen om, at energi frigives på grund af udslettelse . Endelig, i 1920, foreslog Arthur Eddington , at energi frigives, når brintkerner omdannes til heliumkerner , og selvom han ikke vidste præcis, hvordan denne transformation foregår, viste dette gæt sig i sidste ende at være korrekt - allerede i slutningen af ​​1930'erne , proton-proton og CNO-cyklusser af hydrogen-helium omdannelse. Efter at kilden til stjerneenergi var blevet bestemt, begyndte teorier om stjernernes udvikling at udvikle sig , hvilket gjorde det muligt at forklare stjernernes tilsyneladende mangfoldighed og deres fordeling på Hertzsprung-Russell-diagrammet [122] .

I kultur

Forskellige folkeslag identificerede forskellige asterismer og stjernebilleder , men i næsten alle kulturer blev stjernerne i Ursa Major , Orion og Plejaderne forenet i stjernebilleder . Ofte var de observerede skikkelser på himlen forbundet med bestemte billeder, genstande eller dyr, som forskellige folkeslag associerede med deres myter og legender. Mange moderne konstellationer forbindes netop med oldgræsk mytologi [127] [128] . Stjernehimlen og stjernerne i den blev i mange tidlige civilisationer opfattet som guddommelige entiteter - formodentlig opstod denne idé i Mesopotamien og spredte sig derfra over hele verden. Der opstod også astrologi , som indtil moderne tid ikke var adskilt fra astronomi [129] [130] .

Udsigten til stjernehimlen afspejles også i mere moderne kulturværker. For eksempel er nocturne  en malestil, der er karakteriseret ved billedet af nattescener, især nattehimlen: et af de mest berømte malerier af denne genre er Vincent van Goghs Stjernenat . Forskellige skønlitterære værker er også dedikeret til stjernerne , og science fiction beskæftiger sig ofte med specifikke stjerner eller stjernesystemer [131] [132] [133] .

Stjerner ses ofte i en mere symbolsk betydning: på forskellige sprog har ordet "stjerne" mange billedlige betydninger. Et skematisk billede af en stjerne findes på flagene fra mere end 40 lande, hvoraf mange er islamiske : i denne religion er stjernen og halvmånen  et symbol på fred og liv. Stjerner spiller også en vigtig rolle i andre religioner: for eksempel i kristendommen er historien om Betlehemsstjernen bredt kendt [131] .

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Stjerner  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 1. januar 2018.
  2. ↑ David Darling. Stjerne  (engelsk) . Encyclopedia of Science . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 21. oktober 2020.
  3. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 138-139.
  4. ↑ 1 2 Zasov A. V. Stjerners størrelse (bestemmelsesmetoder) . Astronet . Hentet 29. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. juli 2020.
  5. ↑ Kiselev A. A. Egne bevægelser af "faste" stjerner og deres betydning i astronomi . Astronet . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 25. juli 2003.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 Tutukov A. V. Stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 22. oktober 2020.
  7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. fjorten.
  8. ↑ Konstellationerne . International Astronomisk Union . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2021.
  9. ↑ David Darling. Klareste stjerner . Encyclopedia of Science . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2020.
  10. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 171.
  11. ↑ David Darling. Nærmeste stjerner . Encyclopedia of Science . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 21. oktober 2020.
  12. ↑ Pskovskiy Yu. P. Afstande til rumobjekter (bestemmelsesmetoder) . Astronet . Hentet 30. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 4. juni 2008.
  13. ↑ Wolf-Rayet stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 14. februar 2021. Arkiveret fra originalen 25. februar 2021.
  14. ↑ Surdin, 2015 , s. 148-149.
  15. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 371.
  16. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
  17. ↑ Kulikovsky P. G. Masser af himmellegemer (bestemmelsesmetoder) . Astronet . Hentet 30. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 7. november 2020.
  18. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 247.
  19. ↑ Supergigantisk stjerne  . Encyclopedia Britannica . Hentet 4. november 2020. Arkiveret fra originalen 26. november 2020.
  20. ↑ Nola Taylor. Hvad er den største stjerne?  (engelsk) . Space.com (26. juli 2018). Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 21. januar 2021.
  21. ↑ Jake Parks. Mød de mest ekstreme stjerner  (engelsk) . Astronomy.com (23. september 2020). Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 24. januar 2021.
  22. ↑ Stephenson 2-18 (St2-18  ) . Stjernefakta (13. september 2020). Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 7. februar 2021.
  23. ↑ Stjerner er lige blevet større - En stjerne på 300 solmasser afsløret  . ESO (21. juli 2010). Hentet 24. april 2021. Arkiveret fra originalen 4. maj 2019.
  24. ↑ Ruzmaikin A. A. Solens og stjernernes magnetfelter . Astronet. Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 27. oktober 2020.
  25. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 230.
  26. ↑ Surdin, 2015 , s. 120-123.
  27. ↑ Surdin, 2015 , s. 137.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 249, 392-399.
  29. ↑ Surdin, 2015 , s. 135-136.
  30. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 249.
  31. ↑ Struktur af hovedsekvensstjerner . Astronet . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 5. juli 2020.
  32. ↑ Hovedsekvensstjerne . Astrofysik-tilskueren . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 21. juli 2018.
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Sakhibullin N. A. Stjerneatmosfærer . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  34. ↑ Cherepashchuk A. M. Mørkelse til kanten . Astronet . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  35. ↑ Fotosfære af stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 11. december 2019.
  36. ↑ Stjerners kromosfærer . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 27. oktober 2020.
  37. ↑ Stjernekroner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 19. juli 2020.
  38. ↑ Lamzin S. A. Stjernevind . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  39. ↑ 12 Paul W. Merrill . Linjer af de kemiske grundstoffer i astronomiske spektre  // Papers of the Mount Wilson Observatory. — Washington: Carnegie Institution, 1958.
  40. ↑ 1 2 3 4 5 Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 18. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
  41. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369.
  42. ↑ Surdin V. G. Klassifikationer af stjerner . Astronet . Hentet 29. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 6. august 2020.
  43. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
  44. ↑ Nolan R. Walborn, Ian D. Howarth, Daniel J. Lennon, Philip Massey, MS Oey. Et nyt spektralt klassifikationssystem for de tidligste O-stjerner: Definition af type O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - Vol. 123 , udg. 5 . — S. 2754 . — ISSN 1538-3881 . - doi : 10.1086/339831 . Arkiveret 30. oktober 2020.
  45. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370.
  46. ↑ 1 2 3 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 209-210.
  47. ↑ David Darling. Antal stjerner . Encyclopedia of Science . Hentet 22. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021.
  48. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 68-70. Cambridge University Press . Hentet 15. juni 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010.
  49. ↑ Gray RO, Corbally CJ Stellar spektral klassifikation . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - s. 568. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 . Arkiveret 15. april 2021 på Wayback Machine
  50. ↑ Allard F., Homeier D. Brune dværge   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Bd. 2 , iss. 12 . — S. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkiveret 21. maj 2021.
  51. ↑ Romertal angiver graden af ​​ionisering af et atom. I er et neutralt atom, II er enkelt ioniseret, III er dobbelt ioniseret, og så videre.
  52. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 209.
  53. ↑ Surdin, 2015 , s. 148.
  54. ↑ 1 2 3 David Darling. Hovedsekvens . Encyclopedia of Science . Hentet 22. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 29. oktober 2020.
  55. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 212-213.
  56. ↑ Spektralklassifikation . www.cfa.harvard.edu . Hentet 29. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 14. november 2020.
  57. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370-371.
  58. ↑ 1 2 3 Samus N. N. Variable stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 9. maj 2021.
  59. ↑ Variabel  stjerne . Encyclopedia Britannica . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2020.
  60. ↑ 1 2 3 David Darling. variabel stjerne . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  61. ↑ 1 2 Efremov Yu. N. Variable stjerner . Astronet . Hentet 25. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 28. oktober 2020.
  62. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 163.
  63. ↑ GCVS Introduktion . www.sai.msu.su _ Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  64. ↑ David Darling. Variabel stjernenavngivning . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 18. september 2020.
  65. ↑ David Darling. Pulserende variabel . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 5. december 2017.
  66. ↑ David Darling. Eruptiv variabel . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  67. ↑ David Darling. kataklysmisk variabel . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  68. ↑ David Darling. formørkelse binær . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 27. oktober 2020.
  69. ↑ David Darling. Roterende variabel . Encyclopedia of Science . Hentet 20. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  70. ↑ 1 2 3 Tutukov A. V. Binære stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 24. oktober 2020.
  71. ↑ 1 2 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 221-226.
  72. ↑ 1 2 3 David Darling. binær stjerne . Encyclopedia of Science . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 27. oktober 2020.
  73. ↑ Shakura N. I. Luk binære stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 24. oktober 2020.
  74. ↑ David Darling. Stjernehob . Encyclopedia of Science . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  75. ↑ 1 2 3 4 Surdin, 2015 , s. 287-295.
  76. ↑ David Darling. Kuglehob . Encyclopedia of Science . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  77. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 440-442.
  78. ↑ David Darling. åben klynge . Encyclopedia of Science . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  79. ↑ Stjerneforening  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  80. ↑ David Darling. Stellar Association . Encyclopedia of Science . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 29. oktober 2020.
  81. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 440-444.
  82. ↑ Galaxy  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 23. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 19. oktober 2021.
  83. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 367.
  84. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 439-440.
  85. ↑ Surdin, 2015 , s. 336-340.
  86. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 468-471.
  87. ↑ Stjerners udvikling . Encyclopedia of Physics and Engineering . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 10. juli 2020.
  88. ↑ Stjernernes liv . www.sai.msu.su _ Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 1. juli 2020.
  89. ↑ Hvordan ser en stjernes livscyklus ud? . new-science.ru . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 11. juli 2020.
  90. ↑ Postnov K. A. Hvad bliver stjerner til ved livets afslutning . Astronet . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 12. juli 2020.
  91. ↑ Bertulani C.A.Kerner i kosmos. - Singapore: World Scientific , 2013. - ISBN 978-981-4417-66-2 .
  92. ↑ 1 2 Mironova I. Hovedsekvens . Astronet . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020.
  93. ↑ Cherepashchuk A. M. Luk dobbeltstjerner i de sene stadier af evolutionen . Astronet . Hentet 16. juli 2020. Arkiveret fra originalen 20. oktober 2015.
  94. ↑ Nadezhin D.K. Nukleare reaktioner i stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2020.
  95. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 128-134.
  96. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 413.
  97. ↑ Eksplosiv nukleosyntese . Encyclopedia of Physics and Engineering . Hentet 18. juli 2020. Arkiveret fra originalen 18. juli 2020.
  98. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 386-392.
  99. ↑ Surdin V. G. , Lamzin S. A. Protostars. Hvor, hvordan og fra hvilke stjerner dannes . Fra sky til stjerne . Astronet (1992) . Hentet 11. juli 2020. Arkiveret fra originalen 23. september 2015.
  100. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 394-395.
  101. ↑ Fundamental Astronomy, 2007 , s. 243.
  102. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 356-358.
  103. ↑ 1 2 Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, Fred C. Adams. The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - 1. juni (bd. 482). - doi : 10.1086/304125 . Arkiveret fra originalen den 5. oktober 2018.
  104. ↑ Darling D. Subdwarf . Encyclopedia of Science . Hentet 25. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 31. oktober 2020.
  105. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 399.
  106. ↑ Surdin, 2015 , s. 158.
  107. ↑ 1 2 3 4 5 Fundamental Astronomy, 2007 , s. 249-254.
  108. ↑ 1 2 Surdin, 2015 , s. 154-161.
  109. ↑ 1 2 3 4 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 418-421.
  110. ↑ Utrobin V.P. Supernovae . Astronet . Hentet 25. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 28. oktober 2020.
  111. ↑ Kuimov K. V. Stjernekataloger . Stor russisk encyklopædi . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 30. oktober 2020.
  112. ↑ Stjernekatalog  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 7. august 2020.
  113. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 153-155.
  114. ↑ Gaia- oversigt  . ESA . Hentet 10. oktober 2021. Arkiveret fra originalen 10. oktober 2021.
  115. ↑ Gaia EDR3-indhold - Gaia - Cosmos . ESA . Hentet 10. oktober 2021. Arkiveret fra originalen 10. december 2020.
  116. ↑ 1 2 3 4 5 Navngivning af stjerner . International Astronomisk Union . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 11. april 2020.
  117. ↑ 1 2 Navne på stjerner . Astromyth . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2020.
  118. ↑ Liste over supernovaer . Centralbureauet for Astronomiske Telegrammer . Hentet 26. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 12. maj 2020.
  119. ↑ Ekaterina Rusakova. Astronomer bestemte alderen på et gammelt digt ud fra stjernerne . N+1 (16. maj 2016). Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 31. oktober 2020.
  120. ↑ Konstellationernes korteste historie . Astromyth . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 31. oktober 2020.
  121. ↑ Stjernehimmel . Stor russisk encyklopædi . Hentet 27. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 24. oktober 2020.
  122. ↑ 1 2 3 4 Astronomis historie . Institut for Naturvidenskab og Teknologihistorie . S. I. Vavilov . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020.
  123. ↑ Navigation . National Geographic . National Geographic Society (21. januar 2011). Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 23. oktober 2020.
  124. ↑ Størrelse . Astronet . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 31. juli 2020.
  125. ↑ Antonios D. Pinotsis. Astronomi i det gamle Rhodos . conferences.phys.uoa.gr _ Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 7. september 2017.
  126. ↑ Opdagelse af solsystemet . Moskva Planetarium . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 6. november 2020.
  127. ↑ Beryozkin Yu. E. Stjernehimlens fødsel: ideer om natlys i historisk dynamik. . - Sankt Petersborg. : MAE RAN, 2017. - 316 s. - ISBN 978-5-88431-326-2 . Arkiveret 31. oktober 2020 på Wayback Machine
  128. ↑ Ian Ridpath. Ian Ridpaths Star Tales - Constellation Mythology and History . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 25. oktober 2020.
  129. ↑ Naturdyrkelse - Stjerner og stjernebilleder  . Encyclopedia Britannica . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 20. november 2020.
  130. ↑ Kurtik G. E. , Kobzev A. I. , Lysenko V. G. Astrology . Stor russisk encyklopædi . Hentet 31. oktober 2020. Arkiveret fra originalen 28. januar 2021.
  131. ↑ 1 2 Varadaraja Venkata Raman. Stjerners indvirkning på menneskelig kultur  (engelsk)  // Astronomy and Civilization in the New Enlightenment: Passions of the Skies / Anna-Teresa Tymieniecka, Attila Grandpierre. - Dordrecht: Springer Holland , 2011. - S. 151-165 . - ISBN 978-90-481-9748-4 . - doi : 10.1007/978-90-481-9748-4_16 .
  132. ↑ Alina Cohen. Fra Van Gogh til Vija Celmins, disse kunstnere har gjort nattehimlen til deres  muse . Artsy (7. juni 2018). Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 16. maj 2021.
  133. ↑ James Davis Nicoll. Klassiske Sci-Fi-stjernesystemer bliver ved med at blive ødelagt af videnskaben  . Tor.com (23. juli 2018). Hentet 3. januar 2021. Arkiveret fra originalen 25. januar 2021.

Litteratur

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M. : Redaktionel URSS, 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - M. : Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. - Berlin: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Tematiske steder
Ordbøger og encyklopædier